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[[File:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|left|Rappresentazione artistica della protostella scoperta nella nube oscura [[LDN 1014]]; ben visibili sono il disco di accrescimento e i getti che si dipartono dai poli della protostella.]]
Quando una [[protostella]] si forma attraverso il [[collasso gravitazionale|collasso]] di una [[nube molecolare]] di [[gas]] e polvere, la sua composizione chimica iniziale consiste solitamente nel 70% di idrogeno, 28% di [[elio]] e tracce di altri elementi<ref name=asr34_1>{{cita pubblicazione | cognome=Gloeckler | nome=George | coautori=Geiss, Johannes | titolo=Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions | rivista=Advances in Space Research | anno=2004 | volume=34 | numero=1 | pp=53–60 | doi=10.1016/j.asr.2003.02.054|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AdSpR..34...53G|accesso=21 novembre 2011 }}</ref>. La massa iniziale della stella dipende dalle condizioni locali della nube: la distribuzione delle masse fra le stelle nascenti all'interno di una nube è descritta dalla [[funzione di massa iniziale]]<ref name=science295_5552>{{cita pubblicazione | cognome=Kroupa | nome=Pavel | titolo=The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems | rivista=Science | data=1º aprile 2002 | volume=295 | numero=5552 | pp=82–91 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/
Quando la fusione nucleare diviene il processo dominante di produzione dell'energia e l'energia ricavata dalla contrazione gravitazionale si è dispersa<ref name=science293_5538>{{cita pubblicazione | cognome=Schilling | nome=Govert | titolo=New Model Shows Sun Was a Hot Young Star | rivista=Science | anno=2001 | volume=293 | numero=5538 | pp=2188–2189 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/293/5538/2188 | accesso=21 novembre 2011 | doi=10.1126/science.293.5538.2188 }}</ref>, la stella giace in un punto della sequenza principale nel diagramma H-R, dipendente principalmente dalla sua massa. Gli astronomi si riferiscono a questo stadio della [[evoluzione stellare]] con l'espressione ''Zero-Age Main Sequence'' (ZAMS), ''[[formazione stellare#Avvio della fusione dell'idrogeno e ZAMS|sequenza principale di età zero]]''<ref name=zams_sao>{{cita web | url=http://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/Z/Zero+Age+Main+Sequence | titolo=Zero Age Main Sequence |sito=The SAO Encyclopedia of Astronomy | editore=Swinburne University | accesso=25 novembre 2011 }}</ref>.
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| titolo=Mass-Luminosity Relationship
| editore=University of Oregon
| accesso=21 novembre 2011 | urlarchivio = http://web.archive.org/web/20061214065335/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html| dataarchivio=14 dicembre 2006}}</ref>. Tuttavia, se l'opacità aumenta di molto, allora la convezione può risultare il meccanismo più efficiente di trasporto dell'energia, con il risultato che le condizioni per rimanere in equilibrio mutano<ref name="clayton83"/>
Nelle stelle di sequenza principale massicce l'opacità è determinata dallo [[scattering di elettroni]], che rimane all'incirca costante con il crescere della temperatura. Di conseguenza, la luminosità cresce proporzionalmente al cubo della massa<ref name="prialnik00"/>. Per le stelle al di sotto delle 10 M<sub>☉</sub>, l'opacità dipende dalla temperatura, il che si traduce in una crescita della luminosità proporzionale alla quarta potenza della massa<ref>{{cita libro
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|titolo=Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics
| editore=University of Chicago Press
| ISBN=0-226-72457-3 }}</ref>. Per le stelle di piccola massa, le [[molecola|molecole]] dell'[[Atmosfera stellare|atmosfera]] contribuiscono all'opacità. Sotto le 0,5 M<sub>☉</sub>, la luminosità cresce con la potenza di 2,3 della massa, rendendo più piatta la curva in un grafico massa-luminosità nella parte relativa alle masse più piccole. Tuttavia, anche questi raffinamenti sono solo approssimativi in quanto la relazione massa-luminosità può variare con la composizione chimica della stella<ref name=science295_5552/>
Le stelle di massa superiore alle 0,5 M<sub>☉</sub>, una volta esaurito l'idrogeno nel nucleo e una volta diventate delle [[gigante rossa|giganti rosse]], possono cominciare a fondere l'elio in carbonio tramite il [[processo tre alfa]], aumentando la loro luminosità<ref name="prialnik00">{{cita libro | nome=Dina | cognome=Prialnik | anno=2000 | titolo=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-65937-X }}</ref>. Di conseguenza questo stadio della loro evoluzione dura molto meno, comparato a quello di sequenza principale. Per esempio il Sole permarrà nella sequenza principale 10 miliardi di anni, mentre la sua fase di fusione dell'elio durerà 130 milioni di anni<ref name=mnras386_1>{{cita pubblicazione| autore=Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert | titolo=Distant future of the Sun and Earth revisited | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=2008 | mese=maggio| volume=386 | numero=1 | pp=155–163 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|accesso=1º dicembre 2011 }}</ref>. Di conseguenza, delle stelle esistenti con massa superiore alle 0,5 M<sub>☉</sub> il 90% sono stelle di sequenza principale<ref name=arnett96>{{cita libro | nome=David | cognome=Arnett | anno=1996 | titolo=Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present | editore=Princeton University Press | ISBN=0-691-01147-8 }}</ref>.
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